Una de las principales variables utilizadas por los astrónomos para clasificar las estrellas -la otra es el tamaño- es el color, directamente relacionado con su temperatura media. En general puede establecerse una secuencia similar a la del espectro electromagnético, con las estrellas más brillantes de color azul y las más frías de color rojo, con temperaturas intermedias correspondientes a los colores amarillo o anaranjado. Me estoy refiriendo, por supuesto, tan sólo la emisión en el rango de la luz visible, ya que las estrellas también emiten en otras longitudes de onda invisibles para el ojo pero detectables con los aparatos adecuados, tanto a frecuencias más elevadas que el visible como los rayos X o los rayos gamma, como a frecuencias más bajas como los rayos infrarrojos o las ondas de radio.

La clasificación por tipos espectrales utilizada tradicionalmente por los astrónomos es la que estableció hacia 1912 la universidad de Harvard basándose en las investigaciones de su director Edward Charles Pickering (1846-1919) y de su discípula Annie Jump Cannon (1863-1941), aunque más adelante sería ampliada con nuevos tipos espectrales propios de determinados grupos de estrellas, en su mayor parte muy minoritarias. La clasificación tradicional constaba tan sólo de siete tipos, ordenados de estrellas más calientes a más frías: O (estrellas azules), B (blanco azuladas), A (blancas), F (blanco amarillentas), G (amarillas), K (anaranjadas) y M (rojas). Las letras, por cierto, responden a la nomenclatura espectroscópica de las distintas líneas de emisión del espectro del hidrógeno características de cada tipo de estrella, aunque no creo que sea necesario extendernos sobre este punto.

Dentro de cada clase se establecieron a su vez diez subdivisiones indicadas con cifras (de G0 a G9, por ejemplo), de modo que se pudiera afinar mejor en la catalogación de cada estrella. Así, una estrella G0 será tan sólo un poco más amarilla (y por lo tanto un poco más fría) que una F9, mientras una G9 será más fría que una G0 y ligeramente más caliente (y también menos anaranjada) que una K0.

Ésta era la sencilla clasificación espectral de Harvard antes de ser ampliada con nuevos tipos de estrellas. Por un extremo, el de las estrellas más calientes, se incluyó la nueva clase W, correspondiente a un tipo de estrellas conocidas como Wolf-Rayet, unas supergigantes extremadamente luminosas de muy alta temperatura.

Por el otro extremo, el de las estrellas más frías, se añadieron las clases R, N y S, similares a las estrellas rojas de la clase M pero con peculiaridades propias que recomendaban agruparlas en clases independientes; aunque en realidad podrían considerarse más bien como ramificaciones del diagrama lineal que como una extensión del mismo. Las estrellas R y N son también conocidas como “Estrellas de Carbono” por tratarse de gigantes rojas muy viejas, cercanas ya al final de su vida, ricas en este elemento químico. Por esta razón, las clases R y N se consideran también como subclases de una única clase, la C, correspondiendo la R al intervalo C0-C4 y la N al intervalo C5-C9. Algunos autores incluyen una tercera clase -o subclase- de estrellas de carbono, la J, formada por estrellas más frías que las anteriores.

La clase S está formada por estrellas similares a las de la clase C, es decir, gigantes rojas ricas en carbono, pero con otras peculiaridades propias en su composición como es su riqueza en óxido de circonio, en sustitución del óxido de titanio habitual en las anteriores.

Otro apartado de la clasificación espectral extendida corresponde a las nuevas clases espectrales L y T correspondientes a las enanas marrones, unas subestrellas de tamaño inferior al necesario para que pueda tener lugar la fusión nuclear en su seno, muy frías en comparación con el resto pero que consiguen alcanzar cierto grado de temperatura gracias a la energía liberada por la contracción gravitatoria. Por esta razón son de color muy oscuro -de ahí su nombre- y suelen emitir la mayor parte de la radiación en la región del espectro infrarrojo, es decir, en forma de calor, sin apenas emisión de luz visible. Ambos grupos se diferencian por ser las L más calientes que las T, y atendiendo a su composición química también suelen ser definidas como “Enanas de Litio” las de clase L y “Enanas de Metano” las de clase T. Los astrónomos especulan asimismo con la posible existencia de otra clase espectral, la Y, que estaría compuesta por enanas marrones todavía más frías que las de clase T -“Enanas de Amoníaco”-, aunque hasta el momento no se ha descubierto ninguna de este tipo.

Por último, recientemente fue incorporada la nueva clase D para incluir en ella a las enanas blancas, hasta entonces agrupadas en la clase A con estrellas como Sirio, mucho más brillantes, con las que sólo tenían en común el color. Puesto que se conocen varios tipos diferentes de enanas blancas, la letra D suele ir acompañada de una segunda que lo caracteriza: DA (ricas en hidrógeno), DB (ricas en helio neutro), DO (ricas en helio ionizado), DQ (ricas en carbono), DZ (ricas en metales), DC (carentes de todos los elementos anteriores) y DX (todas las que no pueden ser clasificadas en ninguno de los apartados anteriores); o incluso de una tercera (DAB, DAO, DAZ o DBZ). A estas letras se les añade, como en el resto de las clases, la cifra correspondiente del 0 al 9.

Para rematar el rompecabezas, los astrónomos también han subdividido la clase W (WCE, WCL, WNE, WNL, WO) y han introducido categorías híbridas tales como las OC, ON, BC y BN -intermedias entre las estrellas Wolf-Rayet y las clases B y O-, la OB -intermedia entre las clases O y B-, las MS y SC -intermedias entre las clases M, S y C. E incluso existen clases reservadas a otros cuerpos celestes distintos de las estrellas, como la clase P para las nebulosas planetarias y la clase Q para las novas... así que mejor dejarlo aquí.

Clases espectrales típicas

Clase	Temperatura (Kelvin)	Color	Luminosidad	Abundancia	Ejemplos
O	60.000-30.000	Azul	1.400.000	0,00003 %	Iota Oríón
B	30.000-10.000	Blanco azulado	20.000	0,13 %	Rigel, Spica
A	10.000-7.500	Blanco	80	0,6 %	Sirio, Vega
F	7.500-6.000	Blanco amarillento	6	3 %	Canopus, Proción
G	6.000-5.000	Amarillo	1,2	8 %	Sol, Capella
K	5.000-3.500	Anaranjado	0,4	13 %	Arturo, Aldebarán
M	3.500-2000	Rojo	0,04	78 %	Betelgeuse, Antares

Clases espectrales especiales

Tipo	Temperatura (Kelvin)	Color	Ejemplos
W	Más de 70.000	Azul profundo	Gamma 2 Velorum
R	2.500	Rojo	S Jirafa
N	2.500	Rojo	R Liebre
S	2.500	Rojo	R Andrómeda
L	2.000-1.300	Rojo oscuro	V838 Unicornio
T	1.000-700	Rojo oscuro	Épsilon Indio B
D	10.000	Blanco	Sirio B